Le stelle di neutroni costituiscono uno dei possibili punti finali evolutivi delle stelle ad alta massa. Una volta che il nucleo della stella è completamente bruciato in ferro, la produzione di energia si ferma e il nucleo collassa rapidamente, comprimendo elettroni e protoni insieme per formare neutroni e neutrini. I neutrini sfuggono facilmente al nucleo contraente ma i neutroni si raggruppano più vicini fino a quando la loro densità è equivalente a quella di un nucleo atomico., A questo punto, i neutroni occupano il più piccolo spazio possibile (in modo simile agli elettroni in una nana bianca) e, se il nucleo è inferiore a circa 3 masse solari, esercitano una pressione che è in grado di sostenere una stella. Per masse più grandi di questo, anche la pressione dei neutroni non può sostenere la stella contro la gravità e collassa in un buco nero stellare. Una stella sostenuta dalla pressione di degenerazione di neutroni è nota come “stella di neutroni”, che può essere vista come una pulsar se il suo campo magnetico è favorevolmente allineato con il suo asse di spin.,
Le stelle di neutroni sono oggetti estremi che misurano tra 10 e 20 km di diametro. Hanno densità di 1017 kg/m3(la Terra ha una densità di circa 5×103 kg/m3 e anche le nane bianche hanno densità oltre un milione di volte inferiori), il che significa che un cucchiaino di materiale stellare di neutroni peserebbe circa un miliardo di tonnellate. Il modo più semplice per immaginarlo è immaginare di spremere il doppio della massa del Sole in un oggetto delle dimensioni di una piccola città!, Il risultato è che la gravità sulla superficie della stella di neutroni è circa 1011 più forte di quella che sperimentiamo qui sulla Terra, e un oggetto dovrebbe viaggiare a circa la metà della velocità della luce per sfuggire dalla stella.
Credito: NASA / CXC / ASU / J. Hester et al.,
Nate in un’esplosione di supernova a collasso del nucleo, le stelle di neutroni ruotano estremamente rapidamente come conseguenza della conservazione del momento angolare e hanno campi magnetici incredibilmente forti a causa della conservazione del flusso magnetico. Il nucleo rotante relativamente lento della stella massiccia aumenta enormemente la sua velocità di rotazione mentre collassa per formare la stella di neutroni molto più piccola. Questo è analogo all’aumento della rotazione di un ghiaccio se concentra la sua massa attorno al suo asse di rotazione avvicinando le braccia al suo corpo., Allo stesso tempo, le linee del campo magnetico della stella massiccia vengono avvicinate mentre il nucleo collassa. Questo intensifica il campo magnetico della stella a circa 1012 volte quello della Terra.
Il risultato è che le stelle di neutroni possono ruotare fino ad almeno 60 volte al secondo quando nascono. Se fanno parte di un sistema binario, possono aumentare questa velocità di rotazione attraverso l’accrescimento del materiale, a oltre 600 volte al secondo!, Le stelle di neutroni che hanno perso energia attraverso processi radiativi sono state osservate ruotare lentamente come una volta ogni 8 secondi pur mantenendo impulsi radio, e le stelle di neutroni che sono state frenate dai venti nei sistemi a raggi X possono avere velocità di rotazione lente come una volta ogni 20 minuti. Le osservazioni rivelano anche che la velocità di rotazione delle stelle di neutroni isolate cambia lentamente nel tempo, generalmente diminuendo man mano che la stella invecchia e l’energia rotazionale viene persa nell’ambiente circostante attraverso il campo magnetico (anche se occasionalmente si osservano glitch)., Un esempio è la pulsar del Granchio, che sta rallentando la sua rotazione ad una velocità di 38 nanosecondi al giorno, rilasciando abbastanza energia per alimentare la nebulosa del Granchio.
Gli astronomi misurano queste velocità di rotazione rilevando la radiazione elettromagnetica espulsa attraverso i poli del campo magnetico., Questi poli magnetici sono generalmente disallineati con l’asse di rotazione della stella di neutroni e quindi il raggio di radiazione spazza intorno come la stella ruota. Questo è più o meno lo stesso come il fascio di luce da un faro spazzare intorno. Se la Terra si trova nel percorso del raggio, vediamo la stella di neutroni / pulsar. In caso contrario, vediamo solo il resto della supernova. Questo spiega anche il fatto che non vediamo una pulsar in ogni residuo di supernova.
Le stelle di neutroni non esistono necessariamente in isolamento, e quelle che fanno parte di un sistema binario di solito emettono fortemente nei raggi X., I binari a raggi X derivano in genere dal trasferimento di materiale da una compagna di sequenza principale sulla stella di neutroni, mentre si pensa che i lampi di raggi gamma di breve durata derivino dalla fusione di due stelle di neutroni.
L’esistenza di stelle di neutroni come risultato di esplosioni di supernova fu prevista provvisoriamente nel 1933, un anno dopo la scoperta del neutrone come particella elementare. Tuttavia, fu solo nel 1967 che Jocelyn Bell osservò gli impulsi periodici di emissione radio caratteristici delle pulsar., Ci sono ora oltre 1.300 stelle di neutroni conosciute e circa 105 si prevede che esistano nel disco della Via Lattea.